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「初代天体・再電離」班 議論の報告
メンバー 井上昭雄、大内正己（班長）、小野宜昭、
長峯健太郎、松田有一
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銀河/銀河団（２班合同で検討） 初代天体/再電離班と銀河進化班
天体の誕生 – 
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宇宙再電離の起源 – 
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Reioniza6on history and sources 星形成と質量集積の歴史(WISH) – 
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First stars/galaxy/SMBH seed forma6on: when and what　SFR and SMD history Merger Milkyway+M31 -­‐> Milkomeda Central & satellite galaxy interac6ons Gas consump6on and star-­‐forma6on Stellar absorp6on with Mg2/Fe2 IMF: fundamental plane DH SF/SM rela6on. HOD +structure forma6on? 銀河形成進化の動的過程(SPICA,TMT) – 
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Quenching process (halo quenching, morphological quenching). Quenching-­‐>low sSFR. Gas Merger effects. MS star-­‐forma6on rela6ve contribu6on Inflow and Ou\low (AGN/SN feedback; incl. co-­‐evolu6on) • 
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UV-­‐LF faint & MF low-­‐mass end Cold stream exists? → Tomography (absorp6on lines) Gas cooling What determines SF main sequence (dM/dt / M)? FMZ rela6on? Star-­‐forma6on physics/SF main sequence? Method: spa6ally resolved dynamics/ AGN luminosity/SFR and velocity (mass loading factor -­‐> quenching?) gas. HI gas amount Environment/local density affec6ng Inflow Chemical evolu6on/FMZ evolu6on? Abundance paeern. 銀河基本構造の獲得(JWST) – 
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Distribu6on and dynamics of DH (clustering/lensing), gas, and stars disk and ellip6cal galaxy forma6on () Clumpy galaxy -­‐> disk/ellip6cal method: IFS absorp6on Fundamental plane/TF rela6on 合同議論１ クエーサー班
•  再電離のプローブとしてのQSO –  GP test –  Lya damping wing Faint AGN/more dense sampling 松岡さんのテキスト→初代天体／再電離の章 •  SMBHの起源 –  High-­‐zでの観測は107MoのSMBHまで –  Seed blackholeは？ •  初代天体／再電離の章でpopIII/direct collapseにmen6onしてク
エーサーの章を参照。 •  クエーサーの章では種がpopIIIであったかどうかについて説明して、
初代天体／再電離の章を参照。 合同議論２ 銀河系/局所銀河班と恒星物理班 •  初代星の議論 –  First starのシミュレーション –  Extremely metal poor (EMP) stars→ IMFへの制限 これら２つは一緒に議論。テキストの位置は今後検討 •  超光度超新星 →恒星物理班の文章で議論する。これを参照。　–  Pair instability SN –  100Mo star core collapse –  Mass loss of 10Mo gas, >10Mo star core collapse –  Magnetar　合同議論３ 銀河系/局所銀河班 •  新しい研究トピック？ –  球状星団の起源を探る •  球状星団の起源：~12-­‐13Gyrの年齢。10-­‐2Zo –  z~6の暗い”銀河”を空間分解すると星団に分解で
きるのでは？球状星団と矮小銀河はどう見分け
る？（feasibilityを含め要検討） •  矮小銀河と星団の関係 –  星団は金属組成と年齢がほぼ同じ。DM無し。 –  矮小銀河は金属量／年齢が様々。DMがある。 合同議論４ 銀河系/局所銀河班
•  近傍矮小銀河の星種族から宇宙の再電離源に制限 –  矮小銀河が電離源のmajor sourceになるか？ –  矮小銀河の星形成が再電離(UV BG)で止まったかどうか？ –  矮小銀河のサンプルが少ない→LSSTで増やす •  ただし、サンプルを増やしてbreakthroughは本当にあるのか？ –  手法とフィジビリティーなどは課題 –  High-­‐z 銀河の光度関数の暗い側がへたる効果として見えるので
は？→現状では見えていない。何故か？ •  Bubbleの中でのUV background→局所銀河群だけでdwarf gal SFが
suppress. •  以上の内容は再電離班と銀河系/局所銀河班で両方で書く
（相互参照） 手薄だった課題への協力
1) GRBの起源 –  米徳さんが当班に加わって議論＋テキストの提供 2) 宇宙近赤外線背景放射で探る初代天体 –  暗くて点源として分解できない成分。popIIIなど。 –  銀河のclusteringでは説明できない大きな揺らぎが検出さ
れている •  初代星？ •  揺らぎの波長別のpower spectrumを求める→銀河のSED (popIII/
foreground成分分離)で説明できるか？ •  放射スペクトルそのものの強度（foregroundを引く） 松浦さんが初代天体／再電離の章の一部を書く →初代天体／再電離の章の中にうまく入れる。